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       - L'eau sur Mars  
    Hors série - Science & Vie - 1996-09-01      
    En 1783, l'astronome William Herschel écrit : "L'analogie entre Mars et la Terre est peut-être de beaucoup la plus grande qui existe dans le système solaire." Dirions-nous cela aujourd'hui ? Certainement, surtout si l'on se tourne vers le lointain passé de Mars …  
    A une distance moyenne de 228'106 km du Soleil, la planète Mars se situe entre la ceinture des astéroïdes et la Terre. Plus éloignée du Soleil que notre planète, elle en reçoit moins d'énergie : surface égale, 2,3 fois moins. Il y fait donc froid : entre -50°C et -60°C en moyenne annuelle, contre +14°C sur Terre. Si la durée du jour est pratiquement la même qu'ici, l'année est en revanche deux fois plus longue. Enfin, depuis les enregistrements effectués par les sondes américaines Viking I et II, en 1976, on sait que les températures varient beaucoup selon les saisons, Viking, sur le site Chryse Planitia, par 22°N, a enregistré des écarts de températures allant de -85°C à -24°C; Viking II, sur le site d'Utopia Planitia, a noté des variations qui s'étalent entre -81°C et -30°C.  
    La présence de calottes glaciaires aux deux pôles (le Mars n'a donc rien d'étonnant. Dès la fin du XVIIIe siècle, les astronomes les avaient d'ailleurs observées. Ils avaient aussi constaté que leurs superficies changeaient au rythme des saisons.  
    On sait aujourd'hui que leur épaisseur moyenne est d'environ 1 km. Leur surface est recouverte d'une mince couche de givre carbonique, et leur composition diffère d'un pôle à l'autre. La calotte australe est formée d'eau et de glace carbonique. Les températures, jusqu'à -125°C en hiver, se situent très au-delà du point de congélation du CO2. En revanche, moins froide, mais aussi plus étendue, la calotte boréale ne contient pas de CO2 à l'état solide.  
    Le gaz carbonique est le principal composant de l'atmosphère légère et fragile qui enveloppe Mars. Il représente à lui seuil 95,3%. Le reste se répartit entre l'azote (2.7%), l'argon (1.6%), le monoxyde de carbone (0,07%) et la vapeur d'eau (0,03%). La pression moyenne exercée au sol par cette atmosphère très ténue est de 6 hPa. Elle aussi subit d'importantes variations saisonnières (jusqu'à 30%), selon la quantité de CO2 solidifiée dans les calottes polaires en hiver, ou sublimée en été.  
    La teneur actuelle de l'atmosphère martienne en vapeur d'eau est donc très faible. Rien n'indique pourtant qu'il en ait toujours été ainsi, bien au contraire. Le problème de l'eau et de son hypothétique présence à l'état liquide sur Mars avait fascine les astronomes du XIXe siècle. Ils avaient cru reconnaître des mers à la surface de la planète et, de là, y avaient conjecturé une vie possible. Les planétologues actuels abordent la question différemment : Mars a bien connu une atmosphère dense et de fortes quantités d'eau liquide, mais autrefois, au début de son histoire.  
    La quantité d'eau dégazée entre 4,6 et 3,8 milliards d'années, pendant la phase d'accrétion de la planète Mars, puis lors de sa différenciation, est encore très mal connue. La composition de l'atmosphère permet cependant des estimations. Sur Mars, le rapport deutérium /hydrogène est cinq fois plus élevé que sur Terre. Ce fait suggère que, dans le passé, une forte quantité d'hydrogène s'est échappée de la planète. Plus lourd que l'hydrogène, le deutérium est resté prisonnier de l'atmosphère. Mars étant deux fois plus petite que la Terre, la gravité y est 2,5 fois plus faible. Trop légères, les molécules d'eau ont donc progressivement quitté l'atmosphère martienne. Celle-ci s'est ainsi appauvrie au cours du temps géologique et sa pression a diminué. L'eau, à la surface, n'a alors pu se maintenir à l'état liquide, et une partie s'est infiltrée dans le sous-sol.  
    D'après ce schéma, différents modèles de dégazage prévoient que la surface de la planète aurait été recouverte d'une couche d'eau de quelques mètres à quelques dizaines de mètres d'épaisseur.  
   

Les paléo-écoulements

 
    Pour que la matière change d'état, des conditions bien définies de pressions et de températures doivent être réunies. Elles sont indiquées sur le diagramme d'état de l'eau et du dioxyde de carbone. Les valeurs de la pression atmosphérique et de la température moyenne annuelle sont, nous le savons, très différentes à la surface de Mars et de la Terre. A la pression atmosphérique actuelle de Mars, 6 hPa, l'eau ne peut exister à l'état liquide. Elle passe directement de l'état solide à l'état gazeux.  
    Un bloc de glace hydrique posé aujourd'hui à la surface de la planète, sublimerait immédiatement au-delà de 0°C.  
    Les images des sondes spatiales laissent imaginer le passé autrement. Elles montrent en effet la présence, sur le plateau cratérisé de l'hémisphère sud, d'anciens réseaux de vallées hiérarchisées. Celles-ci, aujourd'hui asséchées, dépassent couramment 500 km de long et présentent de nombreux affluents et terrasses. Leurs vestiges témoignent soit d'une période fluviale ancienne (il y a 4,6 à 3,8 milliards d'années), soit de l'existence d'une circulation hydrothermale souterraine.  
    A la surface de Mars, l'eau liquide n'aurait toutefois pu exister sans une atmosphère plus dense, également génératrice, par effet de serre, d'un climat si ce n'est clément, du moins relativement plus doux que le climat actuel. Celui des régions périglaciaires terrestres pourrait en donner une idée. Les températures moyennes annuelles au sol y permettent en effet à la fois le maintien de l'eau à l'état liquide en surface (rivières), et à l'état solide dans le sous-sol, sous forme d'un sol gelé. Le fort degré de hiérarchisation de ces vallées, organisées en un réseau dendritique, atteste que ces écoulement se sont maintenus sur une assez longue période. Il s'ensuit qu'à cette époque, l'état liquide était stable et l'eau pouvait donc s'écouler librement.  
   

Le pergélisol martien

 
    On sait ce qui s'est passé par la suite l'eau a disparu de la surface. Une partie, pense-t-on, serait encore concentrée au niveau du sol, sous forme de minéraux argileux (eau de constitution), et surtout enfouie dans le sous-sol. Elle y formerait un pergélisol (sol gelé en permanence), comparable à celui des régions arctiques terrestres.  
    Aux latitudes supérieures à 40º, les températures constamment négatives, tout au long de l'année, en permettent le maintien. Sur Mars, la glace est stable à partir de profondeurs décimétriques et, au voisinage des pôles, jusqu'à plusieurs kilomètres. En revanche, aux latitudes plus basses, elle est instable à toutes profondeurs et tend à se sublimer. Il semble qu'elle y soit néanmoins présente, hors équilibre, à des profondeurs allant de quelques centaines de mètres à plusieurs kilomètres. En zone équatoriale, la profondeur du toit du pergélisol riche en glace dépend du taux de dégazage en eau dans le sous-sol et de la porosité des roches en surface.  
    Des indices géomorphologiques permettent d'apporter des éléments de réponse supplémentaires sur la présence de cette eau dans le passé. A la différence des autres corps du système solaire, la surface de Mars comporte plusieurs milliers de cratères d'impacts météoritiques d'un type particulier. Ces cratères possèdent en effet des nappes d'éjecta, non pas à structure radiale comme sur la Lune, mais à structure lobée en forme de pétales de fleurs. Leur morphologie laisse à penser que ces nappes se sont mises en place sous forme de coulées boueuses. Celles-ci se seraient produites après que l'augmentation brutale de la température au moment de l'impact ait fait fondre la glace du sous-sol martien. Le mélange de glace fondue et de débris rocheux pulvérisés suit d'abord une trajectoire balistique, puis se dépose au sol. L'éjecta boueux, riche en eau, coule à la surface pour former de larges épanchements lobés. Des simulations en laboratoire permettent de reproduire ces éjecta lobés sur des cibles comportant un certain pourcentage de matériaux volatils (eau, glace).  
    Ces cratères constitueraient donc autant d'indices de couches riches en matériaux volatils qui auraient fondu lors de l'impact. Leur étude détaillée permet de reconstituer les caractéristiques du pergélisol martien. On note, pour une région donnée, que les cratères d'impacts inférieurs à un certain diamètre n'engendrent plus d'éjecta lobés, ce qui implique que le pergélisol se situe à une certaine profondeur. Elle serait de 300 m à 1,5 km en zone équatoriale, et de 150 à 300 m aux latitudes supérieures à 45°. Quant à l'épaisseur de ce pergélisol, des modèles prenant en compte le gradient géothermique supposé de la planète, la température de surface et la pression lithostatique ont permis de l'évaluer. Son épaisseur serait donc de 1 à 3 km en zone équatoriale, et de 3 à 7 km vers les moyennes et hautes latitudes.  
   

Les formes possibles de la présence de l'eau

 
    Sur Terre, sur les continents et surtout sous les océans, les basses températures et les pressions élevées permettent la formation d'hydrates de gaz congelés (clathrate : CO26H20) en présence de molécules d'eau. Selon les conditions de pression et de température, il existerait sur la planète Mars une stratification de glace hydrique, de glace carbonique et d'hydrates de gaz congelés.  
    A l'équateur, là où la température de surface est inférieure à -55ºC, cette stratification serait la suivante (de haut en bas)
  • une couche de glace hydrique jusqu'à 100 m de profondeur;
  • une couche de glace hydrique et de clathrate jusqu'à 700 m de profondeur;
  • une couche de glace hydrique et de C=O2 liquide entre 700 et 1'100 m;
  • une couche d'H20 liquide et de clathrate au-dessous de 1'100 m.
 
    Aux pôles, là où les températures dépassent l'isotherme -123°C, elle s'établirait ainsi :
  • une couche de glace hydrique et carbonique jusqu'à 1'000 m de profondeur;
  • une couche de glace hydrique et de CO2 liquide entre 1'000 et 3'500 m;
  • une couche d'eau liquide et de clathrate entre 3'500 et 4'000 m.
 
    Ces valeurs sont bien sûr théoriques. Elles ont été déterminées en supposant l'absence de toute sublimation ou évaporation des composés volatils. Elles ne prennent pas non plus en compte les éventuelles variations temporelles de la température et de la pression atmosphérique, ni la composition et la structure thermique du pergélisol martien qui ont pu varier avec le temps.  
    A ces terrains chaotiques, sont par ailleurs associées de gigantesques vallées â fond plat, rectilignes, peu hiérarchisées, de 1'000 km de long et de 25 km de largeur. Aujourd'hui asséchées, elles attestent de l'existence, voici environ 3,5 milliards d'années, d'épisodes d'écoulements catastrophiques un peu comparables aux vallées de débâcle de la Sibérie. Sur Mars, ils se sont vraisemblablement produits en présence d'un pergélisol. Dans ce cas, l'eau provoque une fonte et une érosion accélérée des berges gelées et du fond du lit. On estime que les débits des vallées de débâcle martiennes dépasseraient 107 m3 par seconde. Ils seraient donc bien supérieurs au débit du Mississippi. De nombreuses questions restent toutefois en suspens, telles la nature même de l'écoulement, la durée de ces épisodes d'écoulement, l'origine du gigantisme et de la profondeur de ces vallées (parfois supérieure â 500 m).  
    Si l'on suppose que le sous-sol martien contient 40% de glace, le volume érodé par les épisodes d'écoulement dans la région des terrains chaotiques équivaudrait â près de 6 X 106 km3 d'eau, soit l'équivalent d'une couche d'eau de 40 mètres d'épaisseur, uniformément répartie sur l'ensemble de la planète. Si, à l'échelle de la planète, la totalité du pergélisol devait fondre, il y aurait une épaisseur équivalente de 400 mètres d'eau, uniformément répartie sur l'ensemble de la planète. Toute cette eau se serait ensuite concentrée vers les basses plaines de l'hémisphère nord. L'hypothèse d'un océan a même été proposée, mais les indices d'une telle présence restent encore pour le moins incertains.  
   

A la recherche d'une "vie" sur Mars

 
    La recherche d'eau dans le sous-sol de Mars constitue une priorité pour les prochaines missions spatiales. Elles devront détecter et caractériser le pergélisol martien et retrouver les traces fossiles de cette eau en surface. Cette étude est essentielle pour comprendre l'évolution géologique, géomorphologique et climatique de la planète, mais aussi pour y rechercher les éléments d'une vie éventuelle, passée ou présente.  
    Les sondes Viking n'ont pu apporter de réponses claires et définitives sur des traces de processus biologiques primitifs la surface de Mars. Les trois expériences embarquées par les Landers Viking n'ont indiqué aucune trace de vie organique (voir encadré page suivante).  
    L'exobiologie est aujourd'hui une discipline en pleine expansion. Elle s'est donnée pour tache de définir les processus chimiques prébiotiques intervenant avant l'apparition de la vie et la recherche d'une vie sur d'autres corps du système solaire. En avant une meilleure connaissance de ces processus encore mal connus, les scientifiques espèrent toujours pouvoir détecter un jour, soit une éventuelle trace de vie prébiotique dans le sous-sol martien, soit des traces fossilisées de molécules organiques ou de bactéries dans des niches écologiques à l'abri de l'intense irradiation du rayonnement ultraviolet provenant du Soleil.  
   

Une vie sur Mars ?

 
    La nouvelle est tombée le 7 août : une équipe de chercheurs de la NASA pense avoir trouvé, dans un météorite d'origine martienne, les traces d'une vie ancienne et rudimentaire.  
    L'éventuelle collecte de fossiles, qui pourraient être vieux de 4 milliards d'années, ou de microstructures (comme les stromatolithes formées par des organismes unicellulaires), passe par la recherche de sites protégés. Ces derniers pourraient se situer soit dans le pergélisol à proximité des embouchures des vallées de débâcle, soit dans les sédiments d'anciens lacs asséchés. Ces niches écologiques auraient pour équivalent sur la Terre, les vallées sèches de l'Antarctique, où les températures avoisinent les 25°C, et où des micro-organismes ont été détectés.  
    La recherche d'une forme de vie primitive sur Mars doit passer par une meilleure connaissance du milieu, mais aussi des paléoclimats. Il faudra donc dresser un bilan global de ce réservoir hydrique que doit constituer le sous-sol gelé, et chercher les sites les plus favorables au développement d'une activité biologique. Espérons que les futures missions martiennes pourront remplir cette tâche importante.  
                  
               
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